5. März 2020
Mission Mars Express

Mars-Kra­ter Mo­reux: Ein For­men­ka­non aus Glet­schern und Dü­nen

Blick auf den Einschlagskrater Moreux auf dem Mars
Blick auf den Ein­schlags­kra­ter Mo­reux auf dem Mars
Bild 1/6, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Blick auf den Einschlagskrater Moreux auf dem Mars

Der 135 Ki­lo­me­ter große Kra­ter wur­de durch gla­zia­le Pro­zes­se stark ero­diert und über­prägt, was vor al­lem an sei­nem Rand und dem Zen­tral­berg sicht­bar ist. Sein Bo­den ist so sehr ver­füllt, dass der Kra­ter „nur noch“ ei­ne Tie­fe von et­wa drei­ein­halb Ki­lo­me­tern be­sitzt. Ein Gür­tel aus dunk­len Dü­nen legt sich kreis­för­mig um den Zen­tral­berg. In die­sen kon­trast­ver­stärk­ten Farb­bil­dern er­schei­nen die Dü­nen­san­de bläu­lich.
Perspektivische Ansicht des Zentralberges im Einschlagskraters Moreux
Per­spek­ti­vi­sche An­sicht des Zen­tral­ber­ges im Ein­schlags­kra­ters Mo­reux
Bild 2/6, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Perspektivische Ansicht des Zentralberges im Einschlagskraters Moreux

Ein stark von Glet­schern ver­än­der­ter Zen­tral­berg er­hebt sich zwei Ki­lo­me­ter über den Bo­den des Kra­ters Mo­reux. Zen­tral­ber­ge in Ein­schlags­kra­tern ent­ste­hen in Ab­hän­gig­keit der Gra­vi­ta­ti­on, der Ein­schlags­ge­schwin­dig­keit und – ab ei­ner be­stimm­ten Grö­ße – des Pro­jek­tils. Sie sind vor al­lem bei Kra­tern ab ei­ner Grö­ße von et­wa hun­dert Ki­lo­me­tern Durch­mes­ser zu fin­den. Im Nord­wes­ten des Ber­ges (im Hin­ter­grund rechts) ist das große Dü­nen­feld aus bar­cha­noi­den Rücken zu se­hen. Zahl­rei­che ein­zel­ne Si­chel­dü­nen (Bar­cha­ne) ver­tei­len sich ring­för­mig auf dem Kra­ter­bo­den. In die­sem kon­trast­ver­stär­ken Farb­bild er­schei­nen die ei­gent­lich schwarz-gräu­li­chen Dü­nen­san­de bläu­lich.
Perspektivische Ansicht eines Teils des südlichen Kraterrands
Per­spek­ti­vi­sche An­sicht ei­nes Teils des süd­li­chen Kra­ter­rands
Bild 3/6, Credit: ESA/DLR/FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO

Perspektivische Ansicht eines Teils des südlichen Kraterrands

Ein bis zu vier Ki­lo­me­ter brei­tes Tal durch­schnei­det den Rand des Kra­ters Mo­reux. Die par­al­lel zu den Tal­hän­gen ver­lau­fen­den Fließ­struk­tu­ren sind Über­res­te al­ter Glet­scher. Die­se „kro­chen“ die Tal­hän­ge hin­ab, tra­fen sich in der Mit­te des Tal­bo­dens und dran­gen wei­ter tal­ab­wärts in das Kra­terin­ne­re vor. Die dort am Hang ab­ge­la­ger­ten Ge­steins­mas­sen zer­bra­chen, ver­mut­lich auf­grund des Ge­fäl­les, und hin­ter­lie­ßen die im Vor­der­grund des Bil­des zu se­hen­den Bruch­struk­tu­ren. Ei­ne dün­ne Schicht vul­ka­ni­scher San­de (hier bläu­lich dar­ge­stellt) be­deckt wei­te Tei­le des Kra­ter­bo­dens.
Protonilus Mensae, Mars: Übergangszone zwischen Hoch- und Tiefland
Pro­to­ni­lus Mensae, Mars: Über­gangs­zo­ne zwi­schen Hoch- und Tief­land
Bild 4/6, Credit: NASA/JPL (MOLA), FU Berlin

Protonilus Mensae, Mars: Übergangszone zwischen Hoch- und Tiefland

Die­se farb­ko­dier­te to­po­gra­phi­sche Kar­te zeigt die La­ge des 135 Ki­lo­me­ter großen Kra­ters Mo­reux in der Über­gangs­zo­ne zwi­schen dem stark mit Kra­tern über­sä­ten süd­li­chen Hoch­land und dem aus­ge­dehn­ten Tief­land der Nord­he­mi­sphä­re des Mars. Die DLR-Ste­reo­ka­me­ra HR­SC auf der ESA-Raum­son­de Mars Ex­press nahm am 30. Ok­to­ber 2019 wäh­rend ih­res 20.014. Or­bits das Ge­biet mit ih­ren neun quer zur Flug­rich­tung an­ge­ord­ne­ten Sen­so­ren auf. Der große, weiß um­ran­de­te Be­reich mar­kiert die Aus­deh­nung des ge­sam­ten HR­SC-Auf­nah­me­strei­fens. Die hier ge­zeig­ten Land­schaf­ten be­fin­den sich in dem klei­ne­ren, in­ne­ren Recht­eck.
Topographische Bildkarte des Einschlagskraters Moreux
To­po­gra­phi­sche Bild­kar­te des Ein­schlags­kra­ters Mo­reux
Bild 5/6, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Topographische Bildkarte des Einschlagskraters Moreux

Aus den un­ter ver­schie­de­nen Win­keln auf­ge­nom­me­nen Bild­strei­fen des Ka­me­ra­sys­tems HR­SC auf Mars Ex­press wer­den von Wis­sen­schaft­lern des DLR und der Frei­en Uni­ver­si­tät Ber­lin di­gi­ta­le Ge­län­de­mo­del­le der Mar­so­ber­flä­che be­rech­net, die für je­den auf­ge­nom­me­nen Bild­punkt ei­ne Hö­hen­in­for­ma­ti­on bein­hal­ten. Die Farb­ko­die­rung des di­gi­ta­len Ge­län­de­mo­dells (Le­gen­de oben rechts) gibt Aus­kunft über die Hö­hen­un­ter­schie­de: Der Kra­ter­bo­den liegt auf ei­ner Hö­he von et­wa mi­nus 4000 Me­tern, die den Kra­ter um­ge­ben­den Flä­chen lie­gen auf et­wa mi­nus 2000 Me­ter Hö­he. Die Re­gi­on Pro­to­ni­lus Mensae, in der sich der Kra­ter be­fin­det, liegt et­wa auf der Hö­he des Areoi­den (von Ares, der grie­chi­schen Ent­spre­chung des rö­mi­schen Kriegs­got­tes Mars), al­so bei plus/mi­nus Null Me­tern. Das Areo­id ist ei­ne be­rech­ne­te Flä­che glei­cher An­zie­hungs­kraft, ei­ne ‚Äqui­po­ten­ti­al­flä­che‘. Auf der Er­de ist die­se Be­zugs­flä­che der Mee­res­s­pie­gel.
3D-Ansicht des Einschlagskraters Moreux in Protonilus Mensae
3D-An­sicht des Ein­schlags­kra­ters Mo­reux in Pro­to­ni­lus Mensae
Bild 6/6, Credit: ESA/DLR/FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO

3D-Ansicht des Einschlagskraters Moreux in Protonilus Mensae

Aus dem senk­recht auf die Mar­so­ber­flä­che ge­rich­te­ten Na­dir­ka­nal des vom DLR be­trie­be­nen Ka­me­ra­sys­tems HR­SC auf der ESA-Son­de Mars Ex­press und ei­nem der vier schräg bli­cken­den Ste­reo­kanä­le las­sen sich so­ge­nann­te Ana­gly­phen­bil­der er­zeu­gen. Sie er­mög­li­chen bei der Ver­wen­dung ei­ner Rot-Blau- oder Rot-Grün-Bril­le ei­nen rea­li­täts­na­hen, drei­di­men­sio­na­len Blick auf die Land­schaft. Nor­den liegt rechts im Bild. Der 135 Ki­lo­me­ter durch­mes­sen­de Ein­schlags­kra­ter hat ei­ne Tie­fe von bis zu 3500 Me­tern. Der Zen­tral­berg in der Mit­te des Kra­ter­bo­dens ist et­wa 2000 Me­ter hoch.
  • Der Krater Moreux befindet sich in der Region Protonilus Mensae an der Hochland-Tiefland-Grenze des Mars, die reich an Bodeneis ist.
  • Eisreiches Material hinterließ vielfältigeSpuren, vor allem rund um den Zentralberg und entlang des Kraterrands. Die Geländeanalyse bewies, dass diese glazialen Prozesse bis in die jüngste Marsgeschichte (bis vor 400.000 Jahren) andauerten.
  • Verschiedene Dünenformen im Kraterweisen auf die verschiedenen vorherrschenden Windrichtungen hin.
  • Raumfahrt, Planetenforschung

Neue Bilder der High Resolution Stereo Camera (HRSC) auf der ESA-Raumsonde Mars Express zeigen den Einschlagskrater Moreux. An dessen Rand und Boden haben Gletscher die Geländeform stark verändert. Eindrucksvolle dunkle Dünen erzählen mit ihrer Form die abwechslungsreiche Geschichte der vorherrschenden Windsysteme.

Die Kamera HRSC wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt und wird von dort betrieben. Die systematische Prozessierung der Kameradaten erfolgte am DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof. Mitarbeitende der Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung der Freien Universität Berlin erstellten daraus die hier gezeigten Bildprodukte.

Der Einschlagskrater Moreux hat einen Durchmesser von etwa 135 Kilometern und eine Tiefe von bis zu dreieinhalb Kilometern. Er befindet sich in der Region Protonilus Mensae an der Hochland-Tiefland-Grenze des Mars. Dieses Gebiet ist reich an Bodeneis. Der Boden des Kraters ist wie weite Flächen des Mars von dunklen Dünenfeldern bedeckt, wie sie auf dem Mars häufig vorkommen.

Von Gletschern geformt...

Eisreiches Material hinterließ vor allem rund um den Zentralberg und entlang des Kraterrands vielfältige glaziale Formen. Dazu gehören zahlreiche Täler, die die Flanken zerschnitten haben. Auf ihrem Grund finden sich polygonale Strukturen, die als Frostmusterböden oder periglaziale Strukturböden interpretiert werden. Linienförmige Talfüllungen wie in dem breiten Tal am südlichen Kraterrand (Bild 3) entstanden durch das Zusammentreffen von Eis- und Geröllmassen, die einst die Talhänge hinabglitten und sich in der Talmitte trafen. Zungenförmige Ablagerungen und viskose Fließmuster sind Überbleibsel von Blockgletschern, die sich nahezu überall entlang von Moreuxs Kraterwand gebildet haben.

Datierungen dieser Geländeformen ergaben, dass sich hier in einem Zeitraum von etwa einer Milliarde bis 400.000 Jahren vor heute immer wieder glaziale und periglaziale Prozesse abgespielt haben. Moreux lieg mit 41,6 Grad Nord in den mittleren Breiten des Mars. Hier traten Vergletscherungsprozesse vor allem zu Zeiten auf, in denen die Rotationsachse des Mars stärker gekippt war als heute (aktuell 25,2 Grad Inklination) und die Pole mit ihren Eiskappen näher zur Sonne geneigt waren. Dann wurden in mittleren Breiten vermehrt Eis und Schnee aus der Marsatmosphäre auf Kraterrändern und Plateaus abgelagert. Dort sammelten sie sich und verdichteten sichzu Gletschern. Anhand der Analyse von Geländeformen wie dem Krater Moreux konnte bewiesen werden, dass diese glazialen Prozesse bis in die jüngste Marsgeschichte andauerten.

...vom Winde verweht

Der zwei Kilometer hohen Zentralberg inmitten des Kraters ist von einem dunklen, sandigen Material umringt. Der Wind hat es zu Gruppen einzelner Dünen und auch zu zusammenhängenden Dünenfeldern angehäuft. Mit dem Spektrometer OMEGA auf Mars Express kann die mineralogische Zusammensetzung von Oberflächenmaterial untersuchen werden. Dabei ergab sich, dass die grau-schwarzen Dünen (sie sehen nur auf diesen kontrastverstärkten Farbbildern bläulich aus) aus vulkanischem Sand und feiner Asche mit basaltischer Zusammensetzung bestehen. Diese ist vor allem charakterisiert durch die Mineralbestandteile Olivin und Pyroxen, die auch die dunkle Färbung basaltischen Materials verursachen. Beide Minerale gehören zur Gruppe der Silikate und haben hohe Anteile an Magnesium und Eisen.

Die Dünenfelder im Krater Moreux zeigen leichte Farbvariationen, die eventuell durch Unterschiede in der Zusammensetzung der Dünen verursacht werden. Das große zusammenhängende Dünenfeld im Norden des Zentralbergs (im Bild 1 rechts) weist einen deutlich höheren Olivinanteil auf, als der Rest der Dünen, der hauptsächlich von Pyroxen dominiert wird.
Zusätzlich zum glazialen Formenschatz verfügt der Krater auch durch die unterschiedlichsten Dünenformen über einen äolischen Formenschatz. Häufigster Dünentyp sind Sicheldünen (sogenannte Barchane) die, wenn sie aneinanderwachsen und sich vereinigen, sogenannte barchanoide Rücken bilden. Aus diesen sind die Dünenfelder in Moreux aufgebaut. Barchane entstehen dort, wo wenig Sediment verfügbar ist und Wind immer aus derselben Richtung weht.

Die Dünen sind regional betrachtet aber unterschiedlich ausgerichtet, was auf ein komplexes System vorherrschender Windrichtungen in Moreux hinweist und durch die spezielle Topographie des Kraters und seines Zentralbergs bedingt ist. Das große Barchanoid-Dünenfeld im Norden des Zentralbergs wird hauptsächlich von Winden aus nordöstlicher Richtung gebildet. An seinem südlichen Ende treffen Winde aus Nordwest auf die Dünen und lassen Sterndünen entsteht, die typischerweise von Wind aus verschiedenen Richtungen gebildet werden.

Verfolgt man die Dünenformen entgegen dem Uhrzeigersinn um den Zentralberg herum und liest daraus die Windrichtungen ab, so beschreiben die Winde einen Halbkreis: Erst kommen sie aus Nordwest, dann West, später aus Südwest bis man auf der Ostseite des Dünenrings (unten im Bild 1) angelangt ist. Hier treffen von den Hängen des Zentralbergs wehende Fallwinde aus West auf Winde aus Ost, die vom Kraterrand kommen. Die barchanoiden Rücken gehen an dieser Stelle in Transversaldünen über. Der Krater Moreux ist somit ein Paradebeispiel dafür, wie lokale Topographie Windströmungen beeinflussen und so mittelbaren Einfluss auf den morphologischen Formenschatz haben kann.

  • Bildverarbeitung
    Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 30. Oktober 2019 während Orbit 20.014 von Mars Express. Die Bildauflösung beträgt etwa 16 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die Bildmitte liegt bei etwa 44 Grad östlicher Länge und 42 Grad nördlicher Breite. Die Farbaufsicht wurde aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal und den Farbkanälen der HRSC erstellt, die perspektivische Schrägansicht wurde aus den Geländemodelldaten, den Nadir- und Farbkanälen der HRSC berechnet. Das Anaglyphenbild, das bei Betrachtung mit einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und den Stereokanälen abgeleitet. Die in Regenbogenfarben kodierte Aufsicht beruht auf einem digitalen Geländemodell (DTM) der Region, von dem sich die Topographie der Landschaft ableiten lässt. Der Referenzkörper für das HRSC-DTM ist eine Äquipotentialfläche des Mars (Areoid).
  • Das HRSC-Experiment auf Mars Express
    Die High Resolution Stereo Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern gebaut (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH). Das Wissenschaftsteam unter Leitung des Principal Investigators (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann besteht aus 52 Co-Investigatoren, die aus 34 Institutionen und 11 Nationen stammen. Die Kamera wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben.
Kontakt
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    Deut­sches Zen­trum für Luft- und Raum­fahrt (DLR)

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    Deut­sches Zen­trum für Luft- und Raum­fahrt (DLR)
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  • Ulrich Köhler
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